Presentazione

Organizzazione della Didattica

DM270
ASTRONOMIA


6

Corsi comuni

 

Frontali Esercizi Laboratorio Studio Individuale
ORE: 48 0 0 0

Periodo

AnnoPeriodo
III anno2 semestre

Frequenza

Obbligatoria

Erogazione

Lingua

Inglese

Calendario Attività Didattiche

InizioFine
02/03/201512/06/2015

Tipologia

TipologiaAmbitoSSDCFU
caratterizzanteAstrofisico, geofisico e spazialeFIS/056


Responsabile Insegnamento

ResponsabileSSDStruttura
Prof.ssa MARIGO PAOLAFIS/05Dipartimento di Fisica e Astronomia "Galileo Galilei"

Altri Docenti

Non previsti.

Attività di Supporto alla Didattica

Non previste.

Bollettino

Elementi di trigonometria piana, derivate, integrali, nozioni di base di fisica relative ai corsi precedenti. Corsi propedeutici: Astronomia I (2 anno) e Astronomia II (mod. A, terzo anno).

Il corso si propone di fornire agli studenti i fondamenti teorici della struttura e dell'evoluzione delle stelle, dalla loro nascita fino agli stadi finali.

Lezioni in aula, con utilizzo sia di metodologia classica (lezioni alla lavagna) che di supporti multimediali (diapositive, filmati, applet, interfacce-web per la generazione in tempo reale di modelli stellari).

1. Introduzione e panoramica del corso. Vincoli osservativi, il diagramma H-R, relazioni massa-luminosità e massa-raggio, popolazioni stellari e abbondanze chimiche. 2. Idrostatica, energetica e scale di tempo. Derivazione di tre equazioni della struttura stellare (conservazione di massa, quantità di moto ed energia). Equilibrio idrostatico e termico. Derivazione del teorema del viriale e le sue conseguenze per l'evoluzione stellare. Derivazione delle scale di tempo caratteristiche dell'evoluzione stellare. 3. Equazione di stato (EoS). Equilibrio termodinamico locale.. Derivazione generale di n, U, P, dalla meccanica statistica. Casi limite: gas ideale, degenerazione. Miscela di gas e radiazione. Processi adiabatici. Ionizzazione (equazione di Saha, conseguenze per le proprietà termodinamiche). 4. Trasporto di energia all'interno delle stelle. La 4a equazione della struttura stellare: l'equazione del trasporto di energia. Approssimazione diffusiva del trasporto di radiazione. Il gradiente di temperatura radiativo. Opacità. Luminosita' di Eddington. Convezione:. Derivazione di criteri di stabilità (Schwarzschild, Ledoux). Trasporto di energia convettivo. Teoria della Mixing Length. 5. Reazioni termonucleari. Produzione di energia nucleare (energia di legame). Derivazione della velocità di reazione termonucleare (sezioni d'urto, effetto tunnel, picco di Gamow). Dipendenza dalla temperatura della velocità di reazione nucleare. Cicli di combustione: bruciamento dell'idrogeno medainte la catena p-p e il ciclo CNO. Bruciamento dell'elio: reazioni 3-alfa e alfa + C. Reazioni di bruciamenti nucleari avanzati. 6. Le equazioni dell'evoluzione stellare. Introduzione, derivate rispetto a tempo / spazio, casi limite. Condizioni al contorno e loro effetto sulla struttura stellare. Metodi di soluzione. 7. Modelli stellari semplici.Modelli politropici. Relazioni di omologia: principi, derivazione, applicazione alle fasi di contrazione gravitazionel e alla fase di sequenza principale. 8. Evoluzione schematica dal teorema del viriale (VT). Evoluzione delle regioni centrali della stella combinando il VT ed EOS: tracce evoluzione in termini di (P, rho) e (T, rho). Evoluzione o meno verso la condizione di degenerazione del gas. La massa di Chandrasekhar, stelle di piccola massa vs stelle massicce. Masse critiche per l'innesco dei bruciamenti, nane brune, cicli di combustione nucleare. 9. Evoluzione dettagliata: verso e sulla sequenza principale (MS). Semplice derivazione della linea di Hayashi, evoluzione di pre-MS. Proprietà della ZAMS: relazioni M-L e M-R, comparsa delle regioni convettive. Evoluzione durante la MS: cambiamenti strutturali, caratteristiche di stelle di piccola massa vs quelle di massa elevata, effetti di overshooting. 10. Evoluzione di Post-MS. Il limite di Schoenberg-Chandrasekhar, il principio dello specchio. La fase di bruciamento di H in shell: Hertzsprung-gap, la fase di ramo di gigante rossa (RGB), il primo dredge-up. La fase di bruciamento centrale di elio: ramo orizzontale, loop delle Cefeidi. perdita di massa in RGB. 11. Stadi evolutivi avanzati delle stelle di massa piccola e intermedia. La fase di Il ramo asintotico (AGB): pulsi termici, secondo e terzo dredge-up, perdita di massa, nucleosintesi. Nane bianche: struttura, effetti non ideali, Descrizione semplificata della teoria del raffreddamento. 12. Evoluzione di pre-supernova di stelle massicce. Importanza della perdita di massa in tutto il diagramma H-R (stelle O, RSG, LBV e WR). Evoluzione del nucleo: cicli di combustione nucleare e perdite di neutrini. 13. Esplosioni di supernova e resti di stelle massicce. Evoluzione del nucleo fino al collasso. Supernovae di tipo Ia.

Verifica orale e/o scritta su tutti gli argomenti trattati nel corso.

Accertamento della comprensione e della padronanza degli argomenti trattati.

M. Salaris & S. Cassisi, Evolution of Stars and Stellar Populations. : John Wiley & Sons, 2005 C.J. Hansen, S.D. Kawaler & V. Trimble, Stellar Interiors. : Springer-Verlag, 2004 D. Prialnik, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. : Cambridge University Press, 2009 R. Kippenhahn & A. Weigert, Stellar Structure and Evolution. : Springer-Verlag, 1990

Diapositive e altro materiale reso disponibile in formato elettronico agli studenti.